Figura 1. Una sinopsis esquemática que ilustra un escenario cualitativo de la generación de estriación cuasi-periódica en un espectro dinámico de la ráfaga de tipo III por un tren de ondas magnetoacústicas de rápida propagación. Crédito:Kolotkov et al (2018)
Los rápidos trenes de ondas magnetoacústicas son una prometedora sonda sismológica de la corona solar, revelando la conectividad magnética y proporcionando una estimación del valor absoluto del campo magnético coronal. Las observaciones de radio de baja frecuencia permiten la detección de trenes de ondas rápidas en la corona media y superior, por encima del campo de visión de los lectores de imágenes y espectrógrafos EUV, mediante la modulación de la emisión de radio por las variaciones de la concentración de electrones.
Los investigadores ahora han presentado la primera identificación de un tren de ondas magnetoacústicas rápidas cuasi-periódicas que se propagan en la corona media, en la estructura fina de una ráfaga de radio métrica de tipo III (ver Figura 1). Esta asociación directa de la estriación cuasiperiódica observada en la emisión de tipo III con una onda MHD específica se lleva a cabo por primera vez en este trabajo.
La explosión analizada se observó con LOFAR. El espectro dinámico de la ráfaga tiene una estructura fina representada por estrías cuasi periódicas que se desplazan lentamente (Figura 2, panel de la izquierda), lo que indica que el haz de electrones que produce el estallido se propaga hacia arriba a través del plasma coronal modificado por una onda compresiva viajera cuya velocidad de fase es mucho menor que la del haz.
El análisis del espectro dinámico revela la presencia de dos componentes cuasi oscilatorios entre aproximadamente 35 MHz y 39 MHz (es decir, 1,6 R ¤ hasta 1,7 R ¤ asumiendo el modelo de densidad de Newkirk de la atmósfera solar):uno con la longitud de onda de 2 Mm, propagándose a 657 km s -1 , lo que da un período de oscilación de 3 s; y otro con la longitud de onda de 12 Mm cuya velocidad de fase no se puede estimar debido al corto rango de frecuencia de la detección. Por encima de 1,7 R ¤ , el flujo de radio se comporta de forma bastante estocástica, sin componente periódico pronunciado (cf. artículo de Chen et al.2018).
Figura 2. Izquierda:Fragmento de un estallido de radio solar de tipo III ocurrido el 16 de abril de 2015. y observado por LOFAR. Las líneas verdes rectas muestran el ajuste de las estrías observadas por funciones lineales. Las regiones de aparente agrupación de las estrías en tres grupos distintos se indican como "I", "II", y "III", y separados por las líneas discontinuas horizontales. Derecha:Ráfaga modelada producida por el mecanismo que se muestra en las Figuras 1 y 3. La línea punteada blanca muestra los instantes de tiempo del flujo de radio máximo en cada frecuencia de observación. Crédito:Kolotkov et al (2018)
Mecanismo de modulación
Las características detectadas de la onda viajera de longitud de onda más corta sugieren una asociación con uno de los modos rápidos de MHD. Es muy poco probable que la onda de Alfvén produzca la oscilación coherente observada debido a su naturaleza no colectiva y mezcla de fases. El mecanismo responsable de la periodicidad de 3 segundos observada de las ondas de Alfvén tampoco está claro. A diferencia de, las características observadas del movimiento de las olas son consistentes con las propiedades de los trenes de ondas magnetoacústicas rápidas dispersivas, patrón de onda cuasi-periódica compresiva que fácilmente podría modular las ondas de Langmuir (por ejemplo, Kontar 2001), guiado por una falta de uniformidad de plasma alineado en el campo, ya detectado en la corona solar.
En esta interpretación, la periodicidad observada resulta de la dispersión de la guía de ondas, y es coherente tanto con las estimaciones teóricas (véase, por ejemplo, Li et al.2018 y las referencias allí contenidas) como con las observaciones previas en la luz visible (por ejemplo, Williams et al.2002) y bandas decimétricas y de microondas (por ejemplo, Mészárosová et al. alturas. En este escenario, un pulso magnetoacústico rápido de banda ancha se propaga a lo largo de una no uniformidad magnética alineada en el campo que actúa como una guía de ondas, y evoluciona gradualmente en un tren de ondas cuasi-periódico debido a la dispersión de la guía de ondas. Un haz de electrones sigue el mismo tubo de flujo magnético e interactúa con el plasma. La concentración plasmática está modulada localmente por el tren de ondas rápidas. La interacción haz-plasma genera la emisión de radio modulada cuasi periódicamente observada por LOFAR.
En el estudio actual, los investigadores sugieren un modelo cuantitativo simple que explica la modulación observada del flujo de radio basado en la redistribución de la intensidad de la emisión de radio en perturbaciones de densidad de plasma espacialmente cuasi-periódicas en la onda rápida (Figura 3). Se supone que la intensidad de la emisión electromagnética en un determinado canal de frecuencia es proporcional a la cantidad de plasma en el volumen de emisión. La densidad del plasma de fondo perturbada por la onda conduce a la aparición de picos en las frecuencias de plasma correspondientes, que corresponden a la emisión proveniente de las regiones de menor gradiente de densidad radial. Encajando este modelo en el espectro dinámico observado (Figura 2, panel de la derecha) nos da la amplitud relativa del tren de onda rápida que se propaga, que es aproximadamente 0.35 por ciento o 2 km s -1 .
Figura 3. Mecanismo para la generación de estrías cuasi-periódicas en la ráfaga de radio de tipo III observada. Las áreas sombreadas muestran la resolución espectral LOFAR, Canales de frecuencia de 12 kHz multiplicados por un factor de 10 para una mejor visualización, dentro del cual se calcula la intensidad de emisión. Las líneas negras (rojas) muestran un perfil de densidad de plasma de Newkirk no perturbado (perturbado por una oscilación de densidad armónica) (izquierda) y la intensidad de emisión correspondiente (derecha). Crédito:Kolotkov et al (2018)
Estimación del campo magnético
Tratar la velocidad de propagación detectada de la onda como una velocidad rápida y fijar otros parámetros del plasma a sus valores típicos a la altura observada 1.7 R ¤ , los investigadores estiman que el valor de la velocidad de Alfvén a esta altura es de unos 622 km s -1 . Usando este valor, determinaron que la fuerza del campo magnético era de aproximadamente 1,1 G, que es consistente con el modelo radial del campo magnético.
Esta observación es la detección más alta de un tren de ondas magnetoacústicas rápido en la atmósfera solar en la banda de radio. La longitud de onda de las ondas rápidas detectadas es demasiado corta para permitir el uso de la espectroscopia de imágenes con LOFAR. Sin embargo, las observaciones espacialmente no resueltas interpretadas como ondas rápidas de período más largo en otros eventos (ver, por ejemplo, la pepita CESRA de Goddard et al.) sugieren que la espectroscopía de imágenes con LOFAR podría aplicarse al análisis de eventos similares.
